Презентация "Космология" по астрономии – проект, доклад

Слайд 1
Слайд 2
Слайд 3
Слайд 4
Слайд 5
Слайд 6
Слайд 7
Слайд 8
Слайд 9
Слайд 10
Слайд 11
Слайд 12
Слайд 13
Слайд 14
Слайд 15
Слайд 16
Слайд 17
Слайд 18
Слайд 19
Слайд 20
Слайд 21
Слайд 22
Слайд 23
Слайд 24
Слайд 25
Слайд 26
Слайд 27
Слайд 28
Слайд 29
Слайд 30
Слайд 31
Слайд 32
Слайд 33
Слайд 34
Слайд 35
Слайд 36
Слайд 37
Слайд 38
Слайд 39
Слайд 40
Слайд 41
Слайд 42
Слайд 43
Слайд 44
Слайд 45
Слайд 46
Слайд 47
Слайд 48
Слайд 49
Слайд 50
Слайд 51
Слайд 52
Слайд 53
Слайд 54
Слайд 55
Слайд 56
Слайд 57
Слайд 58
Слайд 59
Слайд 60
Слайд 61
Слайд 62
Слайд 63
Слайд 64
Слайд 65
Слайд 66
Слайд 67
Слайд 68
Слайд 69
Слайд 70
Слайд 71
Слайд 72
Слайд 73
Слайд 74
Слайд 75
Слайд 76
Слайд 77
Слайд 78
Слайд 79
Слайд 80
Слайд 81
Слайд 82
Слайд 83
Слайд 84
Слайд 85
Слайд 86
Слайд 87
Слайд 88
Слайд 89

Презентацию на тему "Космология" можно скачать абсолютно бесплатно на нашем сайте. Предмет проекта: Астрономия. Красочные слайды и иллюстрации помогут вам заинтересовать своих одноклассников или аудиторию. Для просмотра содержимого воспользуйтесь плеером, или если вы хотите скачать доклад - нажмите на соответствующий текст под плеером. Презентация содержит 89 слайд(ов).

Слайды презентации

Космология. Наука о возникновении и развитии Вселенной. Дмитрий Доценко
Слайд 1

Космология

Наука о возникновении и развитии Вселенной

Дмитрий Доценко

2 лекция Космологические модели. Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Слайд 2

2 лекция Космологические модели

Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей

Закон Хаббла (продолжение). Интерпретируя сдвиг длин волн как результат эффекта Допплера, скорость галактик пропорциональна этому сдвигу На самом деле это не эффект Допплера!!! Итак, скорость удаления галактики пропорцио-нальна расстоянию до неё Значит ли это, что вблизи нашей Галактики произошел ги
Слайд 3

Закон Хаббла (продолжение)

Интерпретируя сдвиг длин волн как результат эффекта Допплера, скорость галактик пропорциональна этому сдвигу На самом деле это не эффект Допплера!!! Итак, скорость удаления галактики пропорцио-нальна расстоянию до неё Значит ли это, что вблизи нашей Галактики произошел гигантский взрыв?

Закон Хаббла. Итак, в случае линейной зависимости удаление всех тел не означает существования центра расширения Все тела удаляются от всех! Но когда-то тела были ближе... Может даже все галактики, вся Вселенная расширяется из одной точки...
Слайд 8

Закон Хаббла

Итак, в случае линейной зависимости удаление всех тел не означает существования центра расширения Все тела удаляются от всех! Но когда-то тела были ближе... Может даже все галактики, вся Вселенная расширяется из одной точки...

Космология Слайд: 5
Слайд 9
Красное смещение. Сдвиг длины волны определяют как z = ( – 0) / 0, где 0 – длина волны, измеренная в лаборатории  – наблюдаемая длина волны Обычно ее называют красным смещением, так как Если z > 0, то  > 0 – линия сдвигается в сто-рону больших длин волн («красная» сторона) В космологии
Слайд 10

Красное смещение

Сдвиг длины волны определяют как z = ( – 0) / 0, где 0 – длина волны, измеренная в лаборатории  – наблюдаемая длина волны Обычно ее называют красным смещением, так как Если z > 0, то  > 0 – линия сдвигается в сто-рону больших длин волн («красная» сторона) В космологии чаще всего z > 0

Причины для изменения длины волны Эффект Допплера (взаимное движение источника и наблюдателя) Гравитационное смещение (различные гравитационные потенциалы источника и наблюдателя) Расширение пространства (фотон «расши-ряется», пока движется в пространстве) Старение фотонов (фотон «краснеет» из-за св
Слайд 11

Причины для изменения длины волны Эффект Допплера (взаимное движение источника и наблюдателя) Гравитационное смещение (различные гравитационные потенциалы источника и наблюдателя) Расширение пространства (фотон «расши-ряется», пока движется в пространстве) Старение фотонов (фотон «краснеет» из-за свойств пространства)

Эффект Допплера. Длина волны изменяется из-за того, что наблюдатель движется и изменяется проме-жуток времени между пучностями волны света Из-за изменения частоты меняется и регистрируемая длина волны При взаимном удалении источника и наблюдателя возникает красное смещение, при сближении – фиолетово
Слайд 12

Эффект Допплера

Длина волны изменяется из-за того, что наблюдатель движется и изменяется проме-жуток времени между пучностями волны света Из-за изменения частоты меняется и регистрируемая длина волны При взаимном удалении источника и наблюдателя возникает красное смещение, при сближении – фиолетовое смещение

Точная формула: v – модуль скорости относительного движения  - угол между направлением движения источника и линией наблюдения c – скорость света в вакууме Примерная формула при v
Слайд 15

Точная формула: v – модуль скорости относительного движения  - угол между направлением движения источника и линией наблюдения c – скорость света в вакууме Примерная формула при v

Расширение пространства. Длина волны изменяется, так как в течение свободного движения фотона пространство успело расшириться и «растянуть» фотон При расширении пространства возникает красное смещение, при сжатии – фиолетовое смещение
Слайд 16

Расширение пространства

Длина волны изменяется, так как в течение свободного движения фотона пространство успело расшириться и «растянуть» фотон При расширении пространства возникает красное смещение, при сжатии – фиолетовое смещение

Интегральная формула: a – масштабный фактор (показывает, во сколько раз пространство расширилось по сравнению с определенным моментом) a2 соответсвует времени регистрации фотона, а a1 – времени излучения Дифференциальная формула: a = da/dt
Слайд 17

Интегральная формула: a – масштабный фактор (показывает, во сколько раз пространство расширилось по сравнению с определенным моментом) a2 соответсвует времени регистрации фотона, а a1 – времени излучения Дифференциальная формула: a = da/dt

Так как красное смещение галактики складывается из действия обоих эффектов, то Причина закона Хаббла – расширение пространства, а разброс вокруг прямой даёт эффект Допплера, который вызывают случайные движения отдельных галактик относительно центра масс скопления галактик
Слайд 18

Так как красное смещение галактики складывается из действия обоих эффектов, то Причина закона Хаббла – расширение пространства, а разброс вокруг прямой даёт эффект Допплера, который вызывают случайные движения отдельных галактик относительно центра масс скопления галактик

Суть постоянной Хаббла. Размерность постоянной Хаббла – км/с/Мпк или просто 1/с Она показывает, насколько в относитель-ных единицах расширяется пространство в единицу времени Значит, величина, обратная постоянной Хаббла, приблизительно разна возрасту Вселенной
Слайд 19

Суть постоянной Хаббла

Размерность постоянной Хаббла – км/с/Мпк или просто 1/с Она показывает, насколько в относитель-ных единицах расширяется пространство в единицу времени Значит, величина, обратная постоянной Хаббла, приблизительно разна возрасту Вселенной

Метагалактика. Отсюда следует, что у Вселенной есть предел наблюдаемой области Наблюдаемую часть Вселенной называют Метагалактикой Расстояние до границы Метагалактики примерно RМ = c / H0 = 1.3·1026 м
Слайд 20

Метагалактика

Отсюда следует, что у Вселенной есть предел наблюдаемой области Наблюдаемую часть Вселенной называют Метагалактикой Расстояние до границы Метагалактики примерно RМ = c / H0 = 1.3·1026 м

Космология Слайд: 15
Слайд 21
Космологические модели. Космологической моделью называют математическую модель, описывающую усредненное распределение материи в пространстве и его эволюцию Модели делят на классы по теории, в рамках которой она построена: Ньютоновская космология – всемирный закон притяжения Релятивистская космология
Слайд 22

Космологические модели

Космологической моделью называют математическую модель, описывающую усредненное распределение материи в пространстве и его эволюцию Модели делят на классы по теории, в рамках которой она построена: Ньютоновская космология – всемирный закон притяжения Релятивистская космология – ОТО

Основные предположения, на которых основываются все космологические модели: Вселенная однородна и изотропна Законы физики одинаковы во всей Вселенной Применимость этих предположений следует из многих данных различных наблюдений
Слайд 23

Основные предположения, на которых основываются все космологические модели: Вселенная однородна и изотропна Законы физики одинаковы во всей Вселенной Применимость этих предположений следует из многих данных различных наблюдений

Ньютоновская космология. Рассмотрим «типичный» шар, равномерно заполненный материей. Пусть радиальные скорости частиц под-чиняются закону Хаббла (что неизбежно при наших предположениях): Пусть H>0 и не зависит от пространст-венных координат (только от времени)
Слайд 24

Ньютоновская космология

Рассмотрим «типичный» шар, равномерно заполненный материей. Пусть радиальные скорости частиц под-чиняются закону Хаббла (что неизбежно при наших предположениях): Пусть H>0 и не зависит от пространст-венных координат (только от времени)

Пусть в момент времени t0 координата частицы есть . Тогда эта координата меняется по закону (R(t) – масштабный фактор). Так как , то
Слайд 25

Пусть в момент времени t0 координата частицы есть . Тогда эта координата меняется по закону (R(t) – масштабный фактор). Так как , то

Для определения зависимости R(t) и H(t) от времени, используем законы сохранения массы и полной механической энергии. Масса шара не меняется или, записывая по другому,
Слайд 26

Для определения зависимости R(t) и H(t) от времени, используем законы сохранения массы и полной механической энергии. Масса шара не меняется или, записывая по другому,

Закон сохранения механической энергии для элемента на краю шара: Кинетическая энергия Потенциальная энергия Полная энергия постоянна:
Слайд 27

Закон сохранения механической энергии для элемента на краю шара: Кинетическая энергия Потенциальная энергия Полная энергия постоянна:

Запишем полную механическую энергию (постоянную) в виде . Тогда. (*)
Слайд 28

Запишем полную механическую энергию (постоянную) в виде . Тогда

(*)

Это уравнение вместе с начальными условиями полностью определяют R(t), т.е. все динамические свойства космологической модели. В уравнение (*) не входит размер шара материи, поэтому его можно применять для шара любого размера, как и для всей Вселенной, равномерно заполненной веществом.
Слайд 29

Это уравнение вместе с начальными условиями полностью определяют R(t), т.е. все динамические свойства космологической модели. В уравнение (*) не входит размер шара материи, поэтому его можно применять для шара любого размера, как и для всей Вселенной, равномерно заполненной веществом.

Качественно можно оценить R(t) даже без интегрирования уравнения (*):
Слайд 30

Качественно можно оценить R(t) даже без интегрирования уравнения (*):

Если k0, то полная энергия отрицательна. Через какое-то время расширение затормозится и сменится сжатием (H
Слайд 31

Если k0, то полная энергия отрицательна. Через какое-то время расширение затормозится и сменится сжатием (H

Знак постоянной k и характер движения материи зависит от знака разности , где называют критической плотностью. Введём также обозначение
Слайд 32

Знак постоянной k и характер движения материи зависит от знака разности , где называют критической плотностью. Введём также обозначение

Если , то расширение шара остановится и сменится сжатием. Если , то расширение будет продолжаться вечно. Значение критической плотности (как и сама плотность) меняется со временем, но знак разности плотностей не меняется.
Слайд 33

Если , то расширение шара остановится и сменится сжатием. Если , то расширение будет продолжаться вечно. Значение критической плотности (как и сама плотность) меняется со временем, но знак разности плотностей не меняется.

Решим уравнение эволюции (*) в случае, когда k = 0.
Слайд 34

Решим уравнение эволюции (*) в случае, когда k = 0.

Космология Слайд: 29
Слайд 35
Масштабный фактор а. Время
Слайд 36

Масштабный фактор а

Время

Классическая космология Ньютона применима лишь малым интервалам пространства и времени (локально) Качественно верно описывает эволюцию вселенной и ее зависимость от средней плотности Неприменима для описания всей вселенной, так как скорость взаимо-действия считается бесконечной
Слайд 37

Классическая космология Ньютона применима лишь малым интервалам пространства и времени (локально) Качественно верно описывает эволюцию вселенной и ее зависимость от средней плотности Неприменима для описания всей вселенной, так как скорость взаимо-действия считается бесконечной

Космология Слайд: 32
Слайд 38
Релятивистская космология. Согласно экспериментальным данным, скорость света постоянна во всех системах отсчета. Это противоречит теории Ньютона, но верно в специальной теории относительности (СТО) Но в СТО не включено гравитационное взаимодействие. Теория, описывающая и его, учитывая конечность ско
Слайд 39

Релятивистская космология

Согласно экспериментальным данным, скорость света постоянна во всех системах отсчета. Это противоречит теории Ньютона, но верно в специальной теории относительности (СТО) Но в СТО не включено гравитационное взаимодействие. Теория, описывающая и его, учитывая конечность скорости взаимодействия, есть ОТО.

История. В 1916 году А. Эйнштейн создает общую теорию относительности (ОТО) Она рассматривает объекты, которые движутся с большими скоростями в сильных гравитационных полях Он (и другие) ищут решения ОТО для описания эволюции Вселенной Вселенную представляют однородной и изотропной (космологический
Слайд 40

История

В 1916 году А. Эйнштейн создает общую теорию относительности (ОТО) Она рассматривает объекты, которые движутся с большими скоростями в сильных гравитационных полях Он (и другие) ищут решения ОТО для описания эволюции Вселенной Вселенную представляют однородной и изотропной (космологический принцип)

В 1917 году А. Эйнштейн создает модель стационарной вселенной, дополняя урав-нения гравитационного поля «-членом» В 1917 году В. де Ситтер находит реше-ние для динамической пустой вселенной Закон Хаббла (1929 г.) соответствует ожиданиям ОТО и соответствует случаю расширения Вселенной
Слайд 41

В 1917 году А. Эйнштейн создает модель стационарной вселенной, дополняя урав-нения гравитационного поля «-членом» В 1917 году В. де Ситтер находит реше-ние для динамической пустой вселенной Закон Хаббла (1929 г.) соответствует ожиданиям ОТО и соответствует случаю расширения Вселенной

Albert Einstein (1879 – 1955) W. de Sitter (1872 – 1934)
Слайд 42

Albert Einstein (1879 – 1955) W. de Sitter (1872 – 1934)

В 1922 году А.А. Фридман и, независимо от него, в 1927 году Г.Е. Леметр развили далее модель нестационарной вселенной, учитывая массу, гравитацию и кривизну пространства Согласно этой теории вселенная расширя-ется из начальной пространственно-вре-менной сингулярности до современного состояния и даль
Слайд 43

В 1922 году А.А. Фридман и, независимо от него, в 1927 году Г.Е. Леметр развили далее модель нестационарной вселенной, учитывая массу, гравитацию и кривизну пространства Согласно этой теории вселенная расширя-ется из начальной пространственно-вре-менной сингулярности до современного состояния и дальше

Александр Фридман (1888 – 1925). Abbe Lemaitre
Слайд 44

Александр Фридман (1888 – 1925)

Abbe Lemaitre

Космология Слайд: 39
Слайд 45
Основные понятия. Основные понятия ньютоновской теории гравитации Однородное и изотропное пространство, в котором происходит движение Однородное время как параметр движения Движущаяся масса Гравитационное взаимодействие, моментально действующее по закону
Слайд 46

Основные понятия

Основные понятия ньютоновской теории гравитации Однородное и изотропное пространство, в котором происходит движение Однородное время как параметр движения Движущаяся масса Гравитационное взаимодействие, моментально действующее по закону

Основные понятия СТО Пространство-время Минковского Инерциальная система отсчета (ИСО) Скорость света c, с которой распространяются взаимодействия Что отсутствует в этой теории Гравитационное поле
Слайд 47

Основные понятия СТО Пространство-время Минковского Инерциальная система отсчета (ИСО) Скорость света c, с которой распространяются взаимодействия Что отсутствует в этой теории Гравитационное поле

Основные понятия ОТО. Локально-инерциальная система отсчета (ЛИСО), которая вводится из-за невозможности построения единой глобальной ИСО в пространстве с гравитационным полем. В СТО ускорение тела может быть скомпенсировано ускорением система отсчета. В ОТО это невозможно.
Слайд 48

Основные понятия ОТО

Локально-инерциальная система отсчета (ЛИСО), которая вводится из-за невозможности построения единой глобальной ИСО в пространстве с гравитационным полем. В СТО ускорение тела может быть скомпенсировано ускорением система отсчета. В ОТО это невозможно.

Пространство-время Римана – кривое 4-х мерное пространство (т.е. элемент интервала ds нельзя глобально преобразовать в форму Минковского) Геометрические свойства (кривизну) определяет движение и распределение массы. Но и само движение определя-ется кривизной пространства.
Слайд 49

Пространство-время Римана – кривое 4-х мерное пространство (т.е. элемент интервала ds нельзя глобально преобразовать в форму Минковского) Геометрические свойства (кривизну) определяет движение и распределение массы. Но и само движение определя-ется кривизной пространства.

Кривые 4-х мерные пространства У сферы положительная кривизна У «седла» отрицательная кривизна
Слайд 50

Кривые 4-х мерные пространства У сферы положительная кривизна У «седла» отрицательная кривизна

Согласно ОТО, гравитационное поле проявляется в кривизне пространства. Чем больше отличие от плоского пространства, тем сильнее поле. Уравнения гравитационного поля ОТО – система десяти нелинейных дифференциальных уравнений второго порядка
Слайд 52

Согласно ОТО, гравитационное поле проявляется в кривизне пространства. Чем больше отличие от плоского пространства, тем сильнее поле. Уравнения гравитационного поля ОТО – система десяти нелинейных дифференциальных уравнений второго порядка

Уравнения Эйнштейна. Кривизну с распределением массы связывают уравнения Эйнштейна Rik и R=gikRik характеризуют кривизну gik – метрический тензор Tik характеризует распределение и движение материи  – постоянная Эйнштейна
Слайд 53

Уравнения Эйнштейна

Кривизну с распределением массы связывают уравнения Эйнштейна Rik и R=gikRik характеризуют кривизну gik – метрический тензор Tik характеризует распределение и движение материи  – постоянная Эйнштейна

Тензор энергии-импульса. Рассмотрим вид тензора энергии-импульса Tik в наиболее частых случаях Компонента T00 равна плотности энергии вещества  = c2 Компоненты Tii (i = 1, 2, 3) равны давлению вещества p Недиагональные члены в ЛИСО – нули
Слайд 54

Тензор энергии-импульса

Рассмотрим вид тензора энергии-импульса Tik в наиболее частых случаях Компонента T00 равна плотности энергии вещества  = c2 Компоненты Tii (i = 1, 2, 3) равны давлению вещества p Недиагональные члены в ЛИСО – нули

Тензор энергии-импульса для пыли: Пыль определена как среда с низкой темпе-ратурой (т.е. тепловые скорости движения много меньше скорости света с) Отсюда давление пыли равно нулю и единственная ненулевая компонента тензора Tik есть
Слайд 55

Тензор энергии-импульса для пыли: Пыль определена как среда с низкой темпе-ратурой (т.е. тепловые скорости движения много меньше скорости света с) Отсюда давление пыли равно нулю и единственная ненулевая компонента тензора Tik есть

Тензор энергии-импульса для ультра-релятивистских частиц: Их 4-импульс равен Тогда , где  - плотность энергии И
Слайд 56

Тензор энергии-импульса для ультра-релятивистских частиц: Их 4-импульс равен Тогда , где  - плотность энергии И

Открытый вид тензора энергии-импульса для ультра-релятивистского вещества (в его системе отсчета): Для излучения (фотонов) Tik такой же!
Слайд 57

Открытый вид тензора энергии-импульса для ультра-релятивистского вещества (в его системе отсчета): Для излучения (фотонов) Tik такой же!

Уравнение состояния. Давление с плотностью вещества связано уравнением вещества, общий вид которого p = c2 Из вида тензора Tik следует, что для пыли  = 0, а для ультра-релятивистского вещества и излучения  = 1/3. Наша Вселенная
Слайд 58

Уравнение состояния

Давление с плотностью вещества связано уравнением вещества, общий вид которого p = c2 Из вида тензора Tik следует, что для пыли  = 0, а для ультра-релятивистского вещества и излучения  = 1/3

Наша Вселенная

Космология Слайд: 52
Слайд 59
Фридмановские модели. Основные приближения Пространство однородно и изотропно Описание системы происходит в ЛИСО Тогда уравнения Эйнштейна сводятся к
Слайд 60

Фридмановские модели

Основные приближения Пространство однородно и изотропно Описание системы происходит в ЛИСО Тогда уравнения Эйнштейна сводятся к

Основные приближения Пространство однородно и изотропно Материя есть «пыль» Тогда уравнения Эйнштейна сводятся к
Слайд 61

Основные приближения Пространство однородно и изотропно Материя есть «пыль» Тогда уравнения Эйнштейна сводятся к

Эти уравнения не независимы, и второе из них эквивалентно уравнению (*), если на место T00 подставить его значение c2
Слайд 62

Эти уравнения не независимы, и второе из них эквивалентно уравнению (*), если на место T00 подставить его значение c2

Хотя уравнения математически иден-тичны, они описывают разную «физику»
Слайд 63

Хотя уравнения математически иден-тичны, они описывают разную «физику»

Но так как уравнения идентичны, то и решения тоже одинаковы!
Слайд 64

Но так как уравнения идентичны, то и решения тоже одинаковы!

Эволюция Вселенной. Эволюция зависит от одного параметра – параметра плотности . Если   1, то вселенная после стадии расширения начинает сжиматься обратно. Пространство замкнуто. Если  = 1, то пограничный случай – пространство плоское
Слайд 65

Эволюция Вселенной

Эволюция зависит от одного параметра – параметра плотности . Если  1, то вселенная после стадии расширения начинает сжиматься обратно. Пространство замкнуто. Если  = 1, то пограничный случай – пространство плоское

Космология Слайд: 59
Слайд 66
Постоянная Хаббла – мера скорости изменения масштаба Вселенной а: Со временем она меняется! При наблюдении объекта рассчитанная постоянная Хаббла зависит от эволюции вселенной во все моменты между излучением и регистрацией фотона
Слайд 67

Постоянная Хаббла – мера скорости изменения масштаба Вселенной а: Со временем она меняется! При наблюдении объекта рассчитанная постоянная Хаббла зависит от эволюции вселенной во все моменты между излучением и регистрацией фотона

Космология Слайд: 61
Слайд 68
Мы рассмотрели общую схему эволюции вселенной, заполненной пылевидной материей Возникает закономерный интерес – годится ли разработанная теория для описания нашей Вселенной И если годится, то каковы реальные значения параметров модели?
Слайд 69

Мы рассмотрели общую схему эволюции вселенной, заполненной пылевидной материей Возникает закономерный интерес – годится ли разработанная теория для описания нашей Вселенной И если годится, то каковы реальные значения параметров модели?

Преобразуем уравнение Фридмана (УФ), учитывая форму Tik (Tik). Итак, Оно показывает, что эволюция зависит от уравнения состояния p = c2
Слайд 70

Преобразуем уравнение Фридмана (УФ), учитывая форму Tik (Tik). Итак, Оно показывает, что эволюция зависит от уравнения состояния p = c2

Во Вселенной одновременно есть типы материи с разными значениями  Последние данные (WMAP, февраль 2003 года) убедительно показывают, что около 2/3 от общей энергии занимает т.н. тёмная энергия Попробуем понять, что же это такое! Если не хотят понять
Слайд 71

Во Вселенной одновременно есть типы материи с разными значениями  Последние данные (WMAP, февраль 2003 года) убедительно показывают, что около 2/3 от общей энергии занимает т.н. тёмная энергия Попробуем понять, что же это такое!

Если не хотят понять

 - член. Исторически первая модель вселенной Эйнштейна (1917 г.) была по построению статичной. Однако, как мы видели, уравнения Эйнштейна не допускают такое решение Чтобы решить это противоречие, Эйнштейн добавил в уравнения дополни-тельный скалярный член (т.н. -член)
Слайд 72

 - член

Исторически первая модель вселенной Эйнштейна (1917 г.) была по построению статичной. Однако, как мы видели, уравнения Эйнштейна не допускают такое решение Чтобы решить это противоречие, Эйнштейн добавил в уравнения дополни-тельный скалярный член (т.н. -член)

Уравнения Эйнштейна: Уравнения, дополненные -членом
Слайд 73

Уравнения Эйнштейна: Уравнения, дополненные -членом

Найдём эффективное уравнение состоя-ния -члена. Для этого представим себе, что материи вообще нет. Тогда Эффективный тензор энергии-импульса в ЛИСО есть
Слайд 74

Найдём эффективное уравнение состоя-ния -члена. Для этого представим себе, что материи вообще нет. Тогда Эффективный тензор энергии-импульса в ЛИСО есть

Сравнивая с общим видом тензора энергии импульса в ЛИСО, т.е. видим, что для -члена  = – 1. Значит, если плотность энергии -члена доминирует, то Вселенная расширяется ускоренно!
Слайд 75

Сравнивая с общим видом тензора энергии импульса в ЛИСО, т.е. видим, что для -члена  = – 1. Значит, если плотность энергии -члена доминирует, то Вселенная расширяется ускоренно!

Действительно, из уравнения Фридмана: Если  = – 1 (т.е. всю плотность энергии составляет -член), то d2a/dt2 положите-лен и расширение происходит ускоренно. Причина – сильное отрицательное «давление»
Слайд 76

Действительно, из уравнения Фридмана: Если  = – 1 (т.е. всю плотность энергии составляет -член), то d2a/dt2 положите-лен и расширение происходит ускоренно. Причина – сильное отрицательное «давление»

Итак, обычное вещество с   0 способствует сжатию Вселенной, а -член – ее расширению. Так как в нашей Вселенной доминирует -член, то она будет расширятся вечно и ускоренно. Пока на ясна физическая причина существования ненулевого -члена. К примеру, это могла бы быть энергия вакуумных нулевых флу
Слайд 77

Итак, обычное вещество с   0 способствует сжатию Вселенной, а -член – ее расширению. Так как в нашей Вселенной доминирует -член, то она будет расширятся вечно и ускоренно. Пока на ясна физическая причина существования ненулевого -члена. К примеру, это могла бы быть энергия вакуумных нулевых флуктуаций...

Космология Слайд: 71
Слайд 78
Модель эволюции Вселенной. Обобщим закономерности, выведенные на этой лекции Выведем зависимости характеристик вещества от времени для Пыли Ультра-релятивистского вещества и излучения Космологической постоянной. Фотоны - всегда ультра-релятивистские частицы
Слайд 79

Модель эволюции Вселенной

Обобщим закономерности, выведенные на этой лекции Выведем зависимости характеристик вещества от времени для Пыли Ультра-релятивистского вещества и излучения Космологической постоянной

Фотоны - всегда ультра-релятивистские частицы

Состояния вещества. Пыль: Плотность энергии  Давление p = 0,  = 0 Ультра-релятивистское вещество и излучение: Плотность энергии  = c2 Давление p = 1/3 ,  = 1/3 Космологическая постоянная : Плотность энергии  =  Давление p = -,  = -1
Слайд 80

Состояния вещества

Пыль: Плотность энергии  Давление p = 0,  = 0 Ультра-релятивистское вещество и излучение: Плотность энергии  = c2 Давление p = 1/3 ,  = 1/3 Космологическая постоянная : Плотность энергии  =  Давление p = -,  = -1

Плотность энергии. Уравнение, описывающее зависимость плотности энергии  от масштабного фактора a:
Слайд 81

Плотность энергии

Уравнение, описывающее зависимость плотности энергии  от масштабного фактора a:

Видно, что положительное давление ускоряет уменьшение энергии, а отрицательное – замедляет его
Слайд 82

Видно, что положительное давление ускоряет уменьшение энергии, а отрицательное – замедляет его

Масштабный фактор. Уравнение Фридмана описывает зависи-мость масштабного фактора от времени:
Слайд 83

Масштабный фактор

Уравнение Фридмана описывает зависи-мость масштабного фактора от времени:

Если   -1, то Если  = -1, то. Зависимость истинна, если данный тип вещества доминирует во Вселенной
Слайд 84

Если   -1, то Если  = -1, то

Зависимость истинна, если данный тип вещества доминирует во Вселенной

Постоянная Хаббла. Если a(t) – степенная функция, то посто-янная Хаббла обратно пропорциональна времени Если a(t) – экспонента, то постоянная Хаббла не зависит от времени
Слайд 85

Постоянная Хаббла

Если a(t) – степенная функция, то посто-янная Хаббла обратно пропорциональна времени Если a(t) – экспонента, то постоянная Хаббла не зависит от времени

Температура. Зависимость температуры излучения от а есть , так как плотность энергии излучения есть Зависимость температуры пыли от времени не так проста, так как на нее влияют эффекты выделения внутренней энергии (притяжение, ядерные и химические реакции и др.)
Слайд 86

Температура

Зависимость температуры излучения от а есть , так как плотность энергии излучения есть Зависимость температуры пыли от времени не так проста, так как на нее влияют эффекты выделения внутренней энергии (притяжение, ядерные и химические реакции и др.)

Параметры вещества
Слайд 87

Параметры вещества

Выводы. Узнали главные экспериментальные факты внегалактической астрономии Ознакомились с некоторыми моделями эволюции Вселенной на основе теории Ньютона и ОТО На следующей лекции проследим эволюцию Вселенной с точки зрения теории Большого Взрыва
Слайд 88

Выводы

Узнали главные экспериментальные факты внегалактической астрономии Ознакомились с некоторыми моделями эволюции Вселенной на основе теории Ньютона и ОТО На следующей лекции проследим эволюцию Вселенной с точки зрения теории Большого Взрыва

Спасибо за внимание!
Слайд 89

Спасибо за внимание!

Список похожих презентаций

Космология

Космология

Возраст Вселенной — время, прошедшее с момента, когда появилась Вселенная (время, материя, звёзды, планеты и т. п.). Существует ряд различных научных, ...

Советы как сделать хороший доклад презентации или проекта

  1. Постарайтесь вовлечь аудиторию в рассказ, настройте взаимодействие с аудиторией с помощью наводящих вопросов, игровой части, не бойтесь пошутить и искренне улыбнуться (где это уместно).
  2. Старайтесь объяснять слайд своими словами, добавлять дополнительные интересные факты, не нужно просто читать информацию со слайдов, ее аудитория может прочитать и сама.
  3. Не нужно перегружать слайды Вашего проекта текстовыми блоками, больше иллюстраций и минимум текста позволят лучше донести информацию и привлечь внимание. На слайде должна быть только ключевая информация, остальное лучше рассказать слушателям устно.
  4. Текст должен быть хорошо читаемым, иначе аудитория не сможет увидеть подаваемую информацию, будет сильно отвлекаться от рассказа, пытаясь хоть что-то разобрать, или вовсе утратит весь интерес. Для этого нужно правильно подобрать шрифт, учитывая, где и как будет происходить трансляция презентации, а также правильно подобрать сочетание фона и текста.
  5. Важно провести репетицию Вашего доклада, продумать, как Вы поздороваетесь с аудиторией, что скажете первым, как закончите презентацию. Все приходит с опытом.
  6. Правильно подберите наряд, т.к. одежда докладчика также играет большую роль в восприятии его выступления.
  7. Старайтесь говорить уверенно, плавно и связно.
  8. Старайтесь получить удовольствие от выступления, тогда Вы сможете быть более непринужденным и будете меньше волноваться.